Spectrum
Spectrum op de bodem van een glazen gebouw
|
Door een gaatje in een van zijn vensterluiken te maken, liet
de Engelse natuurkundige en astronoom
Isaac Newton (1642-1727)
een smalle bundel licht op de witte muur van zijn werkkamer
vallen. Toen hij een glazen prisma in de lichtbundel plaatste,
zag hij dat de witte plek op de muur plaats had gemaakt voor
een heldere regenboog van kleuren. Het witte zonlicht bleek
door het prisma tot alle kleuren van de regenboog uiteen
gerafeld te worden. Newton noemde de kleurenband op zijn muur
spectrum. Dat is een Latijns woord dat (geestes)verschijning
betekent. Ook toonde hij aan dat je met een tweede prisma de
kleuren van de regenboog weer tot wit licht kunt samenvoegen.
Newtons ontdekking vond plaats in 1666. Het zou nog bijna
150 jaar duren voordat het enorme nut van de kleurige spectra
voor de sterrenkunde duidelijk werd.
Joseph von Fraunhofer (1787-1826) was een Duits optiekmaker.
Ondanks zijn adellijk aandoende naam, was hij een kind uit
een arm gezin. En het scheelde niet veel of hij zou nooit
tot zijn belangrijke ontdekkingen zijn gekomen. In 1801 over
leefde hij op wonderbaarlijke wijze als enige de instorting
van de bouwvallige optiekzaak in Mnchen waar hij werkte. Het
nieuws van zijn opzienbarende redding verspreidde zich als
een lopend vuurtje. Zelfs de Beierse prins Maxmiliaan Jozef
werd op de hoogte gesteld van deze gebeurtenis. Hij bezocht
Joseph in het ziekenhuis en was zo onder de indruk van de
jonge knaap, dat hij hem achttien gouden dukaten schonk. Dat
was voor Joseph voldoende om een glasslijpmachine en allerlei
boeken over optica te kopen.
Tien jaar later was Joseph von Fraunhofer zo bedreven in het
maken van glas en het slijpen van lenzen, dat hij tot de
beste telescoopbouwers ter wereld werd gerekend. Door met
lenzen en telescopen te experimenteren begaf hij zich op een
gegeven moment ook op het terrein van de spectroscopie. In
1814 liet hij het licht van de zon via een spleet in de
vensterluiken door een telescoop vallen. Voor het objectief
van de telescoop had hij een glazen prisma geplaatst. Zoals
verwacht, was door de kijker de regenboog van kleuren te zien,
die eerder door Isaac Newton en anderen was waargenomen. Maar
Fraunhofer zag in het kleurenspectrum van de zon ook allerlei
donkere, verticale lijntjes. Newton had deze lijntjes niet
gezien, omdat hij een te groot gat in zijn vensterluiken had
gemaakt. Overigens was Fraunhofer niet de eerste die deze
donkere lijnen waarnam. Al in 1802 had de Engelse arts en
scheikundige
William H. Wollaston (1766-1828) het experiment
van Newton herhaald en de donkere lijnen in het spectrum
ontdekt. Maar Wollaston dacht ten onrechte dat de lijnen
afscheidingen tussen de verschillende kleuren waren.
Ongeveer een jaar na zijn ontdekking had Fraunhofer al 574
lijnen in het zonnespectrum in kaart gebracht. Hij stond
voor een raadsel. Door prisma's van allerlei materialen te
gebruiken, toonde hij aan dat de lijnen niet in het glas van
het prisma ontstonden. Dat ook de atmosfeer van de aarde de
boosdoener niet was, bleek toen de spectra van Sirius en
andere heldere sterren een heel ander spectrum lieten zien.
In de loop der jaren ontwikkelde Fraunhofer steeds betere
spectroscopen. Zo maakte hij een spectroscoop met een
buigingsrooster in plaats van een prisma. Hiermee ont
dekte hij de heldere lijnen in het spectrum van gloeiende
stoffen. Maar dat maakte het raadsel alleen maar groter.
Misschien dat Fraunhofer de oplossing gevonden zou hebben
als hij wat meer tijd had gehad. Maar dat was hem niet gegund.
Nog voor zijn 40e verjaardag overleed hij aan tuberculose.
De oplossing van het raadsel van de donkere en heldere
spectraallijnen werd gevonden in het laboratorium. Fraunhofer
had reeds vastgesteld dat sommige van de heldere lijnen in de
spectra van gloeiende gassen leken samen te vallen met hun
donkere tegenhangers in het spectrum van de zon. Het zou
echter bijna een halve eeuw duren voordat dit fascinerende
aanknopingspunt werd benut.
De sleutel lag in handen van twee Duitse wetenschappers. Dat
waren
Robert W. Bunsen (1811-1899) en
Gustav R. Kirchhoff (1824-1887). Bunsen was de uitvinder van de naar hem genoemde
gasbrander, een toestel dat bij uitstek geschikt was voor het
onderzoek van spectra. Door allerlei verschillende gassen met
een bunsenbrander te verbranden, stelden Bunsen en Kirchhoff
vast dat elk gas een eigen, uniek patroon van heldere spec
traallijnen vertoonde.
Op een avond in het jaar 1859 zagen Bunsen en Kirchhoff,
vanuit hun laboratorium in Heidelberg, een brand woeden in
de naburige stad Mannheim. Toen zij hun spectroscopen op
het vuur richtten zagen ze in het spectrum van de brand de
spectraallijnen van barium en strontium. Blijkbaar was het
mogelijk om vanaf grote afstand de samenmstelling van een
gloeiendhete stof te bepalen. Zou zoiets ook bij de zon
lukken?
Kirchhoff probeerde het en had succes. Hij stelde vast dat
bepaalde donkere Fraunhoferlijnen in het spectrum van de zon
samenvielen met de heldere lijnen in het laboratoriumspectrum
van het element natrium. Ook calcium, magnesium, ijzer en
vele andere elementen werden in de zon aangetoond.
In de jaren die volgden bleek dat in sterspectra weliswaar
steeds donkere lijnen werden aangetroffen, maar dat de
verschillende spectra op het eerste gezicht weinig overeen
komsten leken te vertonen. Sommige sterren hadden een
spectrum zoals dat van de zon: rijk aan spectraallijnen van
zware elementen als calcium, natrium en ijzer. Andere ver
toonden alleen brede waterstoflijnen of juist extreem brede
absorptiebanden. Er bleek een grote behoefte aan een over
zichtelijk classificatiesysteem voor de spectra van sterren.
Een eerste poging om de sterren te sorteren werd onder
nomen door pater
Angelo Secchi (1818-1878), die werkzaam
was bij de sterrenwacht van het Vaticaan. In de periode
1863-1868 onderzocht hij de spectra van meer dan vierduizend
sterren. Hij ontdekte dat hij de meeste sterspectra in vier
verschillende soorten kon indelen:
Type I: Witte of blauwe sterren met duidelijke absorptie
lijnen van waterstof.
Type II: Gele of oranje sterren met veel metaallijnen (de
zon behoort hiertoe).
Type III: Oranje tot rode sterren met brede absorptiebanden.
Type IV: Rode sterren met absorptielijnen van koolstof.
Hoewel de indeling van Secchi niet werd overgenomen door de
wetenschappelijke wereld, moet men toch bewondering hebben
voor zijn prestatie. Al zijn spectraalwaarnemingen verrichtte
hij achter het oculair van een telescoop. Het op die manier
in kaart brengen van een sterspectrum, is een uiterst moei
zame zaak.
Even zag het er naar uit dat Secchi's indeling met behulp
van de fotografie zou kunnen worden verfijnd. Maar het
draaide uit op een geheel nieuwe classificatiemethode die
ook heden ten dage nog wordt gebruikt. Dit Harvard-project
stond onder leiding van
Edward C. Pickering (1846-1919). In
samenwerking met tal van vrouwelijke assistenten onderzocht
hij de spectra van duizenden sterren. Daarbij werd een heel
eenvoudige indeling gehanteerd. Men had namelijk vastgesteld
dat in elk sterspectrum de donkere lijnen van waterstof te
zien zijn. De sterren met de duidelijkste waterstoflijnen
kregen de aanduiding A, die met iets zwakkere lijnen waren
van klasse B, enzovoorts tot klasse N.
Aldus werden de sterspectra ingedeeld in dertien verschil
lende spectraalklassen. De letter J werd overgeslagen om
verwarring met de letter I te voorkomen. En dat was lang
niet de enige klap die de alfabetische indeling te verwerken
kreeg. Bij nader onderzoek bleken de klassen C, D en H het
gevolg te zijn van onscherpe fotografische platen, zodat deze
geschrapt moesten worden. Verdere aanpassingen volgden naar
aanleiding van onderzoek door
Annie J. Canon (1863-1941)
aan sterren van de zuidelijke sterrenhemel. Zij ontdekte
dat de volgorde van afnemende sterkten van de waterstof
lijnen nogal eigenaardige sprongen in de sterkten van
andere spectraallijnen veroorzaakten. Zo moest de wat
geïntroduceerde O-klasse juist aan het begin van de reeks
worden geplaatst. Andere klassen kwamen geheel te ver
vallen.
Canons onderzoek liet van de alfabetische spectraalreeks
weinig over. De uiteindelijke reeks luidde O, B, A, F, G,
K, M, hetgeen je kunt onthouden met het zinnetje Oh Be A
Fine Girl/Guy, Kiss Me. Deze classificatie geldt ook
vandaag de dag nog steeds. Genoemde rangorde is zuiver
toevallig ook een rangschikking naar kleur en temperatuur.
O- en B-sterren zijn blauwwit van kleur, A- en F-sterren
zijn wit, G-sterren geel en K- en M-sterren hebben een
oranjerode kleur. O-sterren zijn het heetst. Hun oppervlakte
temperatuur bedraagt maar liefst meer dan 30.000°C. De M
sterren zijn het koelst, met temperaturen lager dan 3200°C.
De fotografische platen die voor het Harvard-onderzoek
werden vervaardigd, waren z rijk aan details, dat een
verdere onderverdeling van de spectraalklassen nodig bleek.
Elke klasse werd onderverdeeld in tien subklassen van 0
tot en met 9. Het lijnenpatroon van een G5-ster ligt dus
halverwege dat van een G0 en een K0-ster. Het resultaat van
de onderzoekingen te Harvard, waarbij meer dan 200.000
sterren werden geclassificeerd, werd als the Henry Draper
Catalogue gepubliceerd. Dit, omdat het programma door de
weduwe van
Henry Draper (1837-1882) werd gefinancierd, als
aandenken aan het baanbrekend werk op het gebied van de
astrofotografie van haar echtgenoot.
De zon is een G2-ster met een effectieve temperatuur van
5500°C. Vrijwel alle sterren passen in de spectrale reeks,
maar er zijn afwijkende typen van zeldzame sterren, die
die soms ook met letters worden aangeduid: R, N, S of W
(voor de zeer hete Wolf-Rayet-sterren).
Kijk voor nog meer informatie bij het trefwoord
straling.
